Гарвардская спектральная классификация звезд


спектральные классы звёзд

Спектральные классы звёзд представляют собой классификацию, согласно спектру ихнего излучения. В первую очередь это подразумевает под собой температуру фотосферы звезды.

На сегодняшний день используется несколько спектральных классификаций звёзд, это:

  • гарвардская спектральная классификация;
  • йоркская классификация (МКК);
  • классы Анджело Секки;
  • дополнительные спектральные классы.

Гарвардская спектральная классификация

Данная классификация считается основной, так как она самая популярная. Была разработана ещё в 1890-1924 гг. в Гарвардской обсерватории, США. Представляет собой температурную классификацию, основанную на виде и интенсивности линий поглощения у звезды, а также ещё и испускания их спектров.

Внутри основного класса, звёзды могут делиться на свои подклассы, обозначающиеся арабской цифрой, от 0 – это самые горячие и до 9 – то есть самые холодные.

Наше Солнце, согласно основной классификации имеет класс G и подкласс 2, обозначающее температуру фотосферы в 5780 К.

Посмотреть основную классификацию в таблице

Йоркская классификация (МКК)


С дальнейшим развитием спектроскопии оказалось, что вид спектра звёзд-карликов и звёзд-гигантов зависит от их светимости. Особенно этот факт заметен в светимости некоторых элементов, присутствующих в химическом составе этих же звёзд (стронций Sr, барий Ba, железо Fe и титан Ti). Поэтому была разработана новая, йоркская классификация, уточняющая спектральные классы звёзд-гигантов и карликов.

Согласно этой классификации, звезде нужно приписывать до гарвардского спектрального класса ещё и её же класс светимости:

  • Ia+ или же 0 – значит, что это гипергиганты;
  • I, Ia, Iab, Ib – обозначает, что такие звёзды — сверхгиганты;
  • II, IIa, IIb – гиганты с большой яркостью;
  • III, IIIa, IIIab, IIIb – это гиганты;
  • IV – ветвь субгигантов;
  • V, Va, Vb – звёзды находящиеся на главной последовательности (карлики);
  • VI – субкарлики;
  • VII – белые карлики.

Вышеописанная система определяет положение звёзд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, в то время как гарвардская – только её абсциссу.

Наше Солнце, согласно йоркской классификации, имеет спектральный класс G2V.

спектральные классы звёзд

Классы Анджело Секки


Классификация Анджело Секки – это одна из первых разработанных классификаций, определяющая спектральные классы звёзд. Разработана она в 1860-1870 гг., и позже дополнена и немного изменена.

Согласно этой системе, все звёзды подразделяются на 5 классов:

  • I – голубые и белые звёзды, обладающие широкими линиями поглощения водорода;
  • II – оранжевые и желтые звёзды, с отчётливыми линиями металлов, но слабыми линиями водорода;
  • III – красные и оранжевые звёзды, современный М класс;
  • IV – красные звёзды, характерными сильными линиями углерода, ещё называемые углеродными звёздами;
  • V – звёзды, имеющие эмиссионные линии азота, гелия и углерода и планетарные туманности;
  • подтип Ориона – это те же звёзды I класса, только они имеют узкие линии в спектре, вместо широких.

Выше было приведено не полное описание классов Анджело Секки, так как они уже не используются.

Дополнительная спектральная классификация

Для некоторых видов звёзд также выделяют ещё и дополнительные спектральные классы, такие как:


  • W – для звёзд Вольфа-Райе;
  • L – коричневые карлики или иные звёзды, с температурой от 1500 К до 2000 К, с различными соединениями металлов в звёздной атмосфере;
  • Т – метановые коричневые карлики, с небольшими температурами в 700-1500 К;
  • Y – коричневые карлики (предположительно метано-аммиачные) с низкими температурами, до 700 К;
  • С – углеродные звёзды-гиганты;
  • S – звёзды с повышенным содержанием циркония;
  • D – белые карлики;
  • Q – новые звёзды;
  • Р – планетарные туманности.

Особенности в спектральном классе

В космосе встречаются звёзды, обладающие некоторыми особенностями в своих спектрах, не указанные в стандартных классификациях. Поэтому до обозначения этих светил добавляются свои префиксы и постфиксы.

Но не будем «углубляться в дебри», и закончим разбирать спектральные классы звёзд. Но всё же, если сильно интересно, можете посмотреть эти добавочные индексы ниже.

Источник: astromaniya.at.ua

Гарвардская спектральная классификация звезд

Канопус (α Киля)


Звёзды — наиболее распространенные из наблюдаемых объектов во Вселенной. Большáя часть массы видимого космического вещества сосредоточено в этих объектах. Остальная часть его рассеяна в межзвёздном пространстве.

Гарвардская спектральная классификация звезд

Солнце на длине волны Ly-α

Звезда — это небесное тело, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции синтеза. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в которой идут в данный момент ядерные реакции. Солнце — типичная звезда спектрального класса G. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары.

С эволюцией звёзд связано образование химических элементов в природе. Поэтому звёзды представляют интерес не только как космические объекты, являющиеся важным элементом структуры Вселенной, но и как тела, эволюция которых — важное звено в эволюции материи, т.к. большая часть атомов, из которых построен окружающий мир, когда-то возникли в звёздах или хотя бы один раз побывали в их недрах.

Звёзды отличаются весьма большим разнообразием. Однако среди них можно выделить отдельные группы звёзд, обладающих общими свойствами. Такое разделение необходимо для изучения всего множества существующих звёзд.

Гарвардская спектральная классификация звезд

Сириус (α Большого Пса)




Особенно интересны те из подобных групп, члены которых, например, отличаются нестационарностью или совершают пульсации, взрываются и т. д. Как правило, наличие таких особенностей позволяет сделать важные выводы не только о природе отдельных звёзд, но и в ряде случаев о более общих закономерностях Вселенной.

Звёзды, не обладающие указанными особыми свойствами, называются нормальными.

Основные свойства звёзды определяются прежде всего её массой, светимостью и радиусом. С точки зрения наблюдений первоочередная задача состоит в определении этих величин, а также в выяснении индивидуальных особенностей отдельных звёзд и различных групп звёзд. Кроме упомянутых характеристик важны также спектр (цвет) звезды, температура её поверхности, элементный состав и металличность.


Гарвардская спектральная классификация звезд

Спектры испускания 13 типов звёзд в области 400–700 нм (сверху вниз, в порядке уменьшения температуры поверхности): O6, B0, B6, A1, A5, F0, F5, G0, G5, K0, K5, M0, M5

Изучение нормальных звёзд позволяет найти физически обоснованные принципы классификации всех звёзд.

Уже при первом знакомстве со звёздным небом обращает на себя внимание различие звёзд по цвету.


раздо сильнее это различие выявляется при рассмотрении спектров.

Звёзды имеют непрерывный спектр, на который накладываются спектральные линии, чаще всего поглощения. В спектрах некоторых звёзд наблюдаются яркие эмиссионные линии.

Спектральная классификация звёзд начала разрабатываться ещё до того, как было объяснено возникновение звёздных спектров. При этом сразу же стало ясно, что важнейшие их особенности связаны с различием физических свойств звёзд.

Спектры большинства звёзд эмпирически удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других — усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы. Дальнейшие исследования показали, что звёзды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами.

Интенсивности некоторых спектральных линий в спектрах звезд настолько чувствительны к температуре, что её можно оценить «на глаз» по одному только внешнему виду спектрограммы, не производя специальных фотометрических измерений. Количественным критерием принадлежности звезды к тому или иному спектральному классу или подклассу является отношение интенсивностей определённых спектральных линий.

Гарвардская спектральная классификация звезд

Альнитак (ζ Ориона)


Такой принцип спектральной классификации звёзд впервые был удачно применен в начале XX столетия в Гарвардской обсерватории (США). Гарвардская классификация звёзд легла в основу современной спектральной классификации.

В гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой ещё не была известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв.

Основные звёздные спектральные классы схематически можно расположить следующим образом:

O – B – A – F – G – K – M.

Класс О. О высокой температуре звёзд этого класса можно судить по большой интенсивности УФ области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода. Типичная звезда – ζ Ориона (Альнитак), масса которой ~25 МSun, радиус ~20 RSun.

Гарвардская спектральная классификация звезд

Звёздное скопление Плеяды – типичные представители звёзд класса В



Класс B.


нии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато-белый. Типичная звезда — α Девы (Спика), масса которой 7–11 МSun, радиус 4,0–7,8 RSun.

Класс A. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Цвет звёзд белый. Типичные звёзды: α Лиры (Вега) и α Большого Пса (Сириус).

Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый. Типичная звезда — α Киля (Канопус), масса 8,5 МSun, радиус 65 RSun.

Гарвардская спектральная классификация звезд

Сравнение размеров Альдебарана и Солнца



Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды жёлтый. Типичные примеры — Солнце, α Центавра (Толиман).

Класс K. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовая часть непрерывного спектра заметно ослаблена, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды красноватый, как, например, у α Волопаса (Арктур) и α Тельца (Альдебаран).

Гарвардская спектральная классификация звезд

Бетельгейзе в УФ диапазоне


Класс M. Красные звёзды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечён полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Типичная звезда — α Ориона (Бетельгейзе) – одна из крупнейших известных стационарных звёзд. Масса всего 20 МSun, радиус 950–1000 RSun, светимость превышает солнечную в 135000 раз. Ещё один представитель класса М – α Скорпиона (Антарес). Масса 15,5 МSun, радиус 700 RSun, светимость превышает солнечную в 65000 раз.

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации O – B – A – F – G – K – M существуют мнемонические формулы, например:

О-ла-ла, бачыў аднойчы: фiзрук жангляваў кавалкамi морквы! (Уладзiмiр Багач, 2009)

Гарвардская спектральная классификация звезд

Сравнение размеров Солнца, Арктура, Антареса и орбиты Марса

О, беларуская Айчына, файна жывi, калi магчыма! (Зьмiцер Ушакоў, 2009)

О, Барак Абама, феерычных жанчын каляровая мара! (Таццяна Купрэйчык i Андрэй Фiлiпчык, 2011)

Кроме основных спектральных классов, существуют дополнительные:

W — звёзды Вольфа – Райе, или очен.


аномальным химическим составом, отличающимся от химического состава большинства других звезд.

Первое ответвление происходит от класса G и содержит «углеродные» звезды класса С, которые отличаются от классов К и М наличием линий поглощения атомов углерода и полос поглощения простейших соединений углерода.

Второе ответвление происходит от класса К и содержит «циркониевые» звезды класса S. Звезды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместо полос окиси титана TiO присутствуют полосы окиси циркония (ZrO).

Внутри каждого спектрального класса можно установить плавную последовательность подклассов, переходящих из одного в другой.

Каждый класс (кроме класса О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после обозначения спектрального класса, например, В8, А0, G5. Спектральный класс О подразделяется на подклассы от O5 до O9, или Oa, Ob, …, Of.

После таких обозначений ставятся дополнительные значки, если спектр звезды обладает теми или иными особенностями. Если в спектре присутствуют эмиссионные линии, то это обозначается буквой е (от emission). Так, В5е означает звезду класса В5 с эмиссионными линиями в спектре.

Звезды-сверхгиганты часто отличаются глубокими узкими линиями; это отмечается буквой с (от characteristic) перед названием класса: cF0.

Другие особенности в спектре звезды, не типичные для данного спектрального класса, отмечаются буквой р (от peculiar) — пекулярные, т. е. особенные спектры. Буква р ставится после названия класса (А5р).


Гарвардская спектральная классификация звезд

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

В 1910 году датский астроном Герцшпрунг (Ejnar Hertzsprung) и независимо от него американский астрофизик Рассел (Henry Norris Russell) установили существование зависимости между видом спектра (т.е. температурой) и светимостью звезд.

Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывается спектральный класс, а по другой — абсолютная звёздная величина. Такой график называется диаграммой спектр – светимость или диаграммой Герцшпрунга – Рассела.

Вместо абсолютной звёздной величины можно откладывать светимость (обычно в логарифмической шкале), а вместо спектральных классов — показатели цвета (B – V = mB – mV, B = blue, 453 нм, V = visual, 555 нм) или непосредственно эффективную температуру.

Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется её физической природой и стадией эволюции.

Поэтому на диаграмме Герцшпрунга – Рассела как бы запечатлена вся история рассматриваемой совокупности звёзд. В этом огромное значение диаграммы спектр – светимость, анализ которой является одним из важнейших методов звёздной астрономии, т. к. позволяет выделить различные группы звёзд, объединенные общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками, а также помогает в решении ряда других проблем (например, в исследовании химического состава и эволюции звезд).

Наиболее богатую звёздами диагональ, идущую слева вниз направо, называют главной последовательностью. Вдоль неё расположены звёзды, начиная от самых горячих (в верхней части) до наиболее холодных (в нижней).

В верхней части диаграммы находятся звёзды, обладающие наибольшей светимостью (гиганты и сверхгиганты). Звёзды в нижней половине диаграммы обладают низкой светимостью и называются карликами.

В левой части диаграммы располагаются горячие звёзды более ранних спектральных классов, а в правой — более холодные звёзды, соответствующие поздним спектральным классам.

В целом звёзды распределяются на диаграмме Герцшпрунга – Рассела весьма неравномерно, что соответствует существованию определённой зависимости между светимостями и температурами всех звёзд.

Наиболее чётко это выражено для звёзд главной последовательности. Однако внимательное изучение диаграммы позволяет выделить на ней ряд других последовательностей, правда, обладающих значительно большей дисперсией, чем главная.

Эти последовательности говорят о наличии у некоторых определённых групп звёзд индивидуальной зависимости светимости от температуры. Такие последовательности называются классами светимости и обозначаются римскими цифрами от I до VII, проставленными после наименования спектрального класса.

Гарвардская спектральная классификация звезд

Йеркская система классификации звёзд

Таким образом, полная классификация звезд оказывается зависящей от двух параметров, один из которых характеризует спектр (температуру), а другой — светимость. Эта принятая в настоящее время классификация звёзд называется йеркской или МК (Моргана – Кинана) системой классификации:

Класс светимости I — сверхгиганты; эти звёзды занимают на диаграмме спектр – светимость верхнюю часть и разделяются на несколько подклассов.
Класс светимости II — яркие гиганты.
Класс светимости III — гиганты.
Класс светимости IV — субгиганты. Последние три класса расположены на диаграмме между областью сверхгигантов и главной последовательностью.
Класс светимости V — звёзды главной последовательности.
Класс светимости VI — яркие субкарлики. Они образуют последовательность, проходящую ниже главной примерно на одну звёздную величину, начиная от класса А0 вправо.
Класс светимости VII — белые карлики. Они обладают весьма малой светимостью и занимают нижнюю часть диаграммы.

Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга – Рассела, то йеркская — положение звезды на этой диаграмме.

Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине — расстояние (метод спектрального параллакса).

Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.


Определив освещённость, видимую звёздную величину и годичный параллакс, можно вычислить светимость звезды.

По спектру (с использованием диаграммы Герцшпрунга – Рассела) определяется эффективная температура звезды.

Определить радиусы звёзд прямыми наблюдениями, как правило, проблематично. Поэтому размеры звёзд определяют косвенным путём, если известны её болометрическая светимость Lbol и эффективная температура Teff. Согласно определению Lbol и закону Стефана – Больцмана:

Lbol = 4πR2σTeff4.

Аналогичное выражение можно записать и для Солнца, а затем, после деления двух равенств и логарифмирования дроби получить окончательное выражение (где радиус и светимость звезды выражены в солнечных единицах LSun = 1 и RSun = 1):

Гарвардская спектральная классификация звезд

Зависимость «масса – светимость» для звёзд главной последовательности: штриховая линия изображает эмпирическую зависимость, сплошная – теоретически рассчитанную



lgR = 0.5lgL + 2 lg(TSun/Teff).

Напрямую определить массу одиночной звезды не представляется возможным.

В некоторых случаях с помощью закона Кеплера удается определить массы компонентов двойных систем. По этому сравнительно небольшому числу звёзд обнаружена важная эмпирическая зависимость между массой и болометрической светимостью для звёзд главной последовательности:

Lbol = M3.9.

Подавляющее большинство звёзд на диаграмме Герцшпрунга – Рассела расположено на главной последовательности, гигантов меньше примерно в 10000 раз, а сверхгигантов меньше, чем гигантов, ещё в 1000 раз. Каждая из этих групп звёзд характеризуется определённой зависимостью «масса – светимость». Однако наиболее достоверными являются данные для главной последовательности, относительная многочисленность объектов которой связана с наибольшей продолжительностью соответствующей фазы эволюции.

Из соотношения масса – светимость для звёзд следует, что диапазон их светимостей значительно превышает пределы возможных значений масс:

0,1 МSun ≤ М ≤ 100 МSun,
10–6 LSun ≤ L ≤ 106 LSun.
Стационарных звёзд с массами М ≥ 100 МSun не наблюдается. В среднем массы звёзд близки к массе Солнца. Светимости звёзд при этом изменяются в очень широких пределах.

Гарвардская спектральная классификация звезд

Сравнение размеров планет и звёзд

Радиусы гигантов и сверхгигантов в сотни и тысячи раз превышают солнечный. Поскольку массы звёзд отличаются мало, это означает, что средние плотности звёзд могут быть в миллиарды раз меньше, чем у Солнца. Соответствующую плотность (10–9 г/см3) имеет земная атмосфера на высоте около 100 км.

Наибольшей средней плотностью должны обладать звёзды малых размеров (белые карлики и нейтронные звёзды), радиусы которых составляют тысячи и десятки км, а средние плотности 108 и 1014 г/см3.

Гарвардская спектральная классификация звезд

Сравнение размеров VY Большого Пса, орбиты Земли и Солнца

Таким образом, несмотря на близкие значения масс, по средней плотности звёзды различаются в 1022 – 1023 раз.

Вольф 457 – один из самых маленьких по диаметру белых карликов. Диаметр примерно в 500 раз меньше солнечного и в 5 раз меньше земного. Звезда в миллиард раз плотнее Солнца и в полтора миллиарда раз плотнее воды. Спичечный коробок её вещества весил бы на Земле 40 тысяч тонн.

Красный гипергигант VY CMa (VY Большого Пса) – самая большая известная звезда. Её диаметр равен ~2000 диаметров Солнца (~18 а.е.), при этом масса составляет всего 30–40 масс Солнца, т.е. средняя плотность равна 0.000005–0.00001 кг/м3.


Размеры планет и звёзд

Источник: physics.bsu.by

Получение спектров

Спектры излучения разных источников света

В простом случае спектр можно получить следующим образом: свет, излучаемый объектом, пропускается через узкое отверстие, позади которого располагается призма. Последняя преломляет свет, который после направляется на экран или специальную фотопленку. Полученное изображение представляется в виде плавного градиента цветов от фиолетового к красному. Спектр без каких-либо черных линий называется непрерывным. Подобная картина наблюдается при излучении света твердыми или жидкими телами, к примеру – лампой накаливания.

Рассмотрим следующий случай: пусть имеется горелка, в пламя которой поместили некоторую массу соли. В описанном случае в свете пламени будет наблюдаться ярко-желтый цвет. И если посмотреть через спектроскоп на эти испарения, то мы увидим яркую желтую линию. Это означает, что разогретые пары натрия излучают свет с длиной волны желтого цвета. Данное свойство присущее любому веществу в газообразном состоянии, а его спектр называется линейчатым.

При наблюдении за Солнцем немецкий оптик Йозеф Фраунгофер отметил, что в его непрерывном спектре излучения имеются некие тонкие черные линии. Позже Густав Кирхгоф определил, что всякий разреженный газ поглощает лучи света именно тех длин волн, которые испускает сам, находясь в состоянии свечения. Получаемые на непрерывном спектре черные линии были названы как линии поглощения. Применив упомянутые законы к Солнцу, ученые, смогли выявить химический состав атмосферы звезды. Так как газы в атмосфере поглощали излучение с определенными длинами волн.

40 различных спектров Солнца

В дальнейшем в спектроскопии появилось множество методов изучения других свойств звезд, то бишь смещение спектра в определенную сторону, сравнение со спектром абсолютно черного тела, раздвоение линий наложения и прочее.

Сегодня приборы ученых позволяют измерять спектры звезд, в любых диапазонах помимо оптического, при помощи различных фильтров и окуляров, например в рентгеновском или ультрафиолетовом.

Классы Анджело Секки

Впервые классифицировал звездные спектры священник и астроном из Италии — Анджело Секки. В 1866-м году он разделил все небесные светила на три группы, в зависимости от температуры поверхности звезды и соответствующего ей цвета. За последующие 11 лет астроном добавил еще два класса.

  • I – небесные светила голубого и белого цветов. В их спектре имеются широкие линии поглощения водорода. По современной классификации, звезды типа А и частично F, такие как Вега или Альтаир. Сюда же включается подкласс звезд с узкими фраунгоферовскими линиями (начало класса B), к ним относится Ригель и γ Ориона.
Вега из созвездия Лиры
  • II – звезды оранжевого или желтого цвета. Имеют малоразличимые линии поглощения водорода, и отчетливые – металлов. Среди них наше Солнце, или Капелла из созвездия Возничего. В современной классификации – G, K и конец F.
  • III – светила оранжевого и красного цветов (класс М). С четкими линиями поглощения в синем диапазоне, металлов, а также слабые линии водорода, кальция и калия. Звезды типа Антарес и Бетельгейзе.
  • IV – углеродные звезды, имеют красный цвет.
  • V – небесные светила, спектр которых имеет линии поглощения – эмиссионные линии.

Гарвардская спектральная классификация

Разработана в 1890 — 1924 годах учеными обсерватории Гарварда, и постепенно заменившая классификацию Анджело Секки, став основной и использующейся сегодня. Гарвардская классификация строится на относительной интенсивности линий поглощения и фраунгофервских линий, а также на цвете звезд.

Таблица спектральных классов звезд

Каждый из перечисленных классов включает 10 подклассов от 0 до 9, где 0 – это наиболее горячие звезды, а 9 – наиболее холодные. Лишь класс O делится иначе — от 4 до 9,5.

Йеркская классификация с учётом светимости

В 1943 г. в одноименной обсерватории была разработана еще Йеркская классификация, которая учитывает светимость звезд, что отражается в ее названии. Иначе ее называют МКК — по первым буквам фамилий ученых: В.В. Морган, П.К. Кинан и Э. Келлман. Дело в том, что Гарвардская классификация не принимает в расчет такую важную характеристику небесного светила как светимость. Позже Йеркская классификация была отображена Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США) в виде диаграммы с зависимостью спектрального класса от светимости. Таким образом, мы можем визуально наблюдать закономерность в свойствах звезд разного рода.

Ia+ или 0 — сверхгиганты с наивысшей мощностью, массой, яркостью и короткой длительностью жизни;

  • I, Ia, Iab, Ib — одни из наиболее массивных звезд – «сверхгиганты»;
  • II, IIa, IIb — светила, имеющие светимость близкую к светимости сверхгигантов, однако их массы обычно недостаточно, чтобы относить их к сверхгигантам. Называются – «яркие гиганты»;
  • III, IIIa, IIIab, IIIb — тела, обладающие большей светимостью и размером, чем звезды главной последовательности ( см. ниже), но схожей температурой верхних слоев. Зовутся как «гиганты»;
  • IV — звезды, которые некогда являлись объектами главной последовательности, однако после их водородное топливо иссякло – «субгиганты»;
  • V, Va, Vb — карлики (звезды главной последовательности, которых около 90% среди всех светил);
  • VI —класс с аномальной светимостью, промежуточный между карликами главной последовательности и белыми карликами – «субкарлики»;
  • VII — компактные объекты, являющиеся последним этапом существования большинства звезд – «белые карлики».
Звезды разных классов

Данная диаграмма позволяет также определить светимость звезды, при наличии ее спектра. Исходя из вышеописанных классификаций сегодня Солнце относят к классу G2V.

Существует множество дополнительных спектральных классов для более экзотических объектов. Например, Q – для молодых звезд, P – для планетарных туманностей, D – для белых карликов, W для самых горячих светил, температура которых превышает температуру звезд класса O, и может достигать около 100 000 К.

Характеристические особенности в классе

Очевидно, каждая звезда хоть и относится к определенному классу, все же остается индивидуальным и неповторимым объектом, как и человек. Потому существует ряд дополнительных буквенных обозначений, которые указывают на особенности светила. Тип звезды обозначается буквой, которая стоит перед спектральным классом: карлик (d от dwarf), сверхгигант (с), гигант (g), субгигант (sg), субкарлик (sd), белый карлик (w или wd).

Пульсар PSR J0348 +0432 — нейтронная звезда и белый карлик

Многие свойства звезды выражаются особенностями его спектра, для них существует множество буквенных обозначений, которые располагаются после спектрального класса, например сильные линии металлов буквой m, а резкие и узкие линии – s.

Используя вышеописанные спектральные классы, астрономы могут кратко изложить основные свойства и особенности космического объекта. Так ярчайшая точка ночного небосвода – Сириус АB представляет собой систему из двух звезд и имеет спектральный класс A1Vm/DA2. Это означает, что видимая звезда (Сириус А) относится к классу А с подклассом температуры 1, является карликом главной последовательности и имеет сильные линии металлов, о чем говорят буквы «V» и «m». Ее компаньон Сириус Б – желтый карлик с подклассом 2, имеющий в атмосфере водород, и не имеющий гелий, линии которых соответственно присутствуют/отсутствуют в спектре, на что указывает буква А.

Полная версия: https://spacegid.com/spektralnyie-klassyi-zvezd.html

Источник: zen.yandex.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.